એક વામન આકાશગંગાએ કાળી આંખનો સામનો કર્યા પછી યુવાન તારાઓને જન્મ આપ્યો. વામન આકાશગંગા

વામન તારાવિશ્વો ખૂબ નાની હોઈ શકે છે, પરંતુ તેમની પાસે અસાધારણ શક્તિ છે જે નવા તારાઓને જન્મ આપી શકે છે. હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપના નવા અવલોકનો દર્શાવે છે કે વામન તારાવિશ્વોમાં તારાઓની રચના પ્રારંભિક બ્રહ્માંડમાં હાલમાં માનવામાં આવે છે તેના કરતા મોટી ભૂમિકા ભજવે છે.

અને તેમ છતાં સમગ્ર બ્રહ્માંડમાં તારાવિશ્વો હજુ પણ નવા તારાઓનું નિર્માણ કરી રહ્યાં છે, તેમાંના મોટા ભાગના બિગ બેંગ પછી બે થી છ અબજ વર્ષ વચ્ચે રચાયા હતા. બ્રહ્માંડના ઇતિહાસના આ પ્રારંભિક યુગનો અભ્યાસ કરવો એ મહત્ત્વનું છે જો આપણે સમજવું હોય કે પ્રથમ તારાઓ કેવી રીતે દેખાયા અને પ્રથમ તારાવિશ્વો કેવી રીતે વિકસ્યા અને વિકસિત થયા.

આ છબી વામન તારાવિશ્વો સાથે ચિહ્નિત આકાશનો એક પેચ બતાવે છે જે તારાઓની રચનાના વિસ્ફોટનો અનુભવ કરી રહી છે. આ છબી GOODS (ગ્રેટ ઓબ્ઝર્વેટરીઝ ઓરિજિન્સ ડીપ સર્વે) પ્રોગ્રામના ભાગ રૂપે લેવામાં આવી હતી અને સમગ્ર સર્વેક્ષણમાંથી માત્ર એક ફ્રેમ બતાવે છે. સ્ત્રોત: NASA, ESA, GOODS ટીમ અને M. Giavalisco (STScI/યુનિવર્સિટી ઓફ મેસેચ્યુસેટ્સ)

હબલના વાઈડ ફિલ્ડ કેમેરા 3 (WFC3) નો ઉપયોગ કરીને ખગોળશાસ્ત્રીઓને પ્રારંભિક બ્રહ્માંડમાં વિવિધ પ્રકારની વામન તારાવિશ્વોની તપાસ કરીને અને ખાસ કરીને, સ્પષ્ટ તારા નિર્માણની પ્રક્રિયાઓ સાથેની પસંદગી કરીને યુગને સમજવામાં એક પગલું આગળ વધારવાની મંજૂરી આપી છે. આવી તારાવિશ્વોને સામાન્ય રીતે સ્ટારબર્સ્ટ તારાવિશ્વો કહેવામાં આવે છે. આવા પદાર્થોમાં, અન્ય તારાવિશ્વોમાં સામાન્ય કરતાં વધુ ઝડપથી નવા તારાઓ રચાય છે. અગાઉના અભ્યાસોએ મુખ્યત્વે મધ્યમ અને ઉચ્ચ-દળના તારાવિશ્વો પર ધ્યાન કેન્દ્રિત કર્યું છે અને આ સક્રિય યુગ દરમિયાન અસ્તિત્વમાં રહેલી વામન તારાવિશ્વોની વિશાળ સંખ્યાને ધ્યાનમાં લીધી નથી. પરંતુ વામન આકાશગંગાઓનું અન્વેષણ કરવા માંગતા ન હોય તેવા વૈજ્ઞાનિકોની અહીં ખામી એટલી બધી નથી. આ મોટે ભાગે આ નાના પદાર્થોને જોવાની અસમર્થતાને કારણે છે, કારણ કે તે આપણાથી ખૂબ દૂર છે. તાજેતરમાં સુધી, ખગોળશાસ્ત્રીઓ નાના અંતરે નાની આકાશગંગાઓ અથવા વધુ અંતરે મોટી તારાવિશ્વોનું અવલોકન કરી શકતા હતા.

જો કે, હવે, ગ્રિઝમનો ઉપયોગ કરીને, ખગોળશાસ્ત્રીઓ દૂરના બ્રહ્માંડમાં ઓછા-દળના દ્વાર્ફ તારાવિશ્વોને જોવામાં સક્ષમ થયા છે અને તેમના તારા નિર્માણના વિસ્ફોટના યોગદાનને ધ્યાનમાં લે છે, તે સમયે અસ્તિત્વમાં રહેલી નાની તારાવિશ્વોની સંભવિત સંખ્યાની માહિતીને અંદાજે છે. ગ્રીઝમ એ એક ઉદ્દેશ્ય પ્રિઝમ છે, પ્રિઝમ અને વિવર્તન જાળીનું સંયોજન, જે તેના વર્ણપટને બદલ્યા વિના પ્રકાશનું પ્રસારણ કરે છે. નામમાં "G" અક્ષર જાળીમાંથી આવે છે.

“અમે હંમેશા માની લીધું છે કે સ્ટારબર્સ્ટ દ્વાર્ફ ગેલેક્સીઓ યુવાન બ્રહ્માંડમાં નવા તારાઓની રચના પર નોંધપાત્ર અસર કરશે, પરંતુ આ પ્રથમ વખત છે જ્યારે અમે તેમની વાસ્તવમાં અસરને માપવામાં સક્ષમ થયા છીએ. અને, દેખીતી રીતે, તેઓએ મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવી હતી, જો મુખ્ય ભૂમિકા ન હોય તો," સ્વિસ પોલિટેકનિક યુનિવર્સિટીના હકીમ એટેક.

"આ તારાવિશ્વો એટલી ઝડપથી તારાઓ બનાવે છે કે તેઓ ખરેખર માત્ર 150 મિલિયન વર્ષોમાં તેમના સમગ્ર તારાકીય સમૂહને બમણો કરી શકે છે. તુલનાત્મક રીતે, સામાન્ય તારાવિશ્વો માટે તારાઓનો સમૂહ દર 1-3 અબજ વર્ષમાં સરેરાશ બમણો થાય છે,” સહ-લેખક જીન-પોલ કનીબ ઉમેરે છે.

હબલ પર ઇન્સ્ટોલ કરેલ વાઈડ ફીલ્ડ કેમેરા 3 ના ઉદાહરણનો ઉપયોગ કરીને અને આ સ્પેક્ટ્રોસ્કોપી મોડમાં કાર્યરત ગેલેક્સીઓની ગ્રીસ્મ મોડમાંની છબી. વિસ્તૃત મેઘધનુષ્ય રેખાઓ લેન્સમાં પકડાયેલી તારાવિશ્વો કરતાં વધુ કંઈ નથી, પરંતુ ગ્રિઝમ મોડમાં તે મેઘધનુષ્ય સ્પેક્ટ્રમ તરીકે રજૂ થાય છે. આનો આભાર, વૈજ્ઞાનિકો અવકાશ પદાર્થોની રાસાયણિક રચનાનું મૂલ્યાંકન કરવામાં સક્ષમ છે.

વૈજ્ઞાનિકોનો અભ્યાસ દર્શાવે છે કે આ પ્રકારનો તારો વાસ્તવમાં આપણી આકાશગંગામાં કેટલો વ્યાપક છે અને તેઓ નવા તારાઓની રચનામાં કેટલી સક્રિય રીતે ભાગ લે છે.

આંકડા દર્શાવે છે કે 2 -3 અન્ય વર્ગોના તારાઓ ઓછામાં ઓછા માટે હિસ્સો ધરાવે છે 1 બ્રાઉન ડ્વાર્ફ.

આ પ્રકારની અવકાશ વસ્તુઓ બાકીનાથી સ્પષ્ટપણે અલગ પડે છે.

તેઓ ખૂબ મોટા અને ગરમ છે (માં 15 -80 આપણા ગુરુ કરતાં અનેક ગણા વધુ વિશાળ) જેથી તેઓને ગ્રહો તરીકે વર્ગીકૃત કરી શકાય, પરંતુ તે જ સમયે તેઓ પૂર્ણ-સુવિધાવાળા તારાઓ માટે ખૂબ નાના છે - તેમની પાસે કેન્દ્રમાં સ્થિર હાઇડ્રોજન ફ્યુઝન જાળવવા માટે પૂરતો સમૂહ નથી.

જો કે, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ શરૂઆતમાં સામાન્ય તારાઓની જેમ જ રચાય છે, તેથી જ તેને ઘણીવાર નિષ્ફળ તારા કહેવામાં આવે છે.

વધુ માં 2013 વર્ષ, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શંકા કરવાનું શરૂ કર્યું કે ભૂરા દ્વાર્ફ આપણી આકાશગંગામાં એકદમ સામાન્ય છે, આ પ્રદેશમાં તેમની અંદાજિત સંખ્યાની ગણતરી કરે છે. 70 અબજ

જોકે, નેશનલ એસ્ટ્રોનોમી કોન્ફરન્સમાં નવા ડેટા રજૂ કરવામાં આવ્યા છે એમ eeting, તાજેતરમાં ઇંગલિશ યુનિવર્સિટી ઓફ હલ ખાતે યોજાયેલી, તેઓ કહે છે કે ત્યાં વિશે હોઈ શકે છે 100 અબજ

સમગ્ર આકાશગંગામાં, રફ અંદાજ મુજબ, સુધીનો સમાવેશ થઈ શકે છે તે ધ્યાનમાં લેતા 400 અબજો તારાઓ, ભૂરા દ્વાર્ફની સંખ્યા પ્રભાવશાળી અને નિરાશાજનક બંને છે.

પરિણામોની સ્પષ્ટતા કરવા માટે, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ એક હજારથી વધુ બ્રાઉન ડ્વાર્ફનો અભ્યાસ હાથ ધર્યો હતો જે ત્રિજ્યામાં સ્થિત છે. 1500 પ્રકાશ વર્ષ. આ વર્ગના તારાઓ ખૂબ જ ઝાંખા હોવાથી, તેમને લાંબા અંતરે અવલોકન કરવું અસંભવ નહિ તો અત્યંત મુશ્કેલ લાગે છે.

મોટાભાગના બ્રાઉન ડ્વાર્ફ જે આપણે જાણીએ છીએ તે એવા પ્રદેશોમાં જોવા મળે છે જ્યાં નવા તારાઓ બની રહ્યા છે, જેને ક્લસ્ટર તરીકે ઓળખવામાં આવે છે.

આ ક્લસ્ટરોમાંથી એક ઑબ્જેક્ટ NG છે સી133 , જેમાં સામાન્ય તારાઓ જેટલા બ્રાઉન ડ્વાર્ફ હોય છે.

યુનિવર્સિટી ઓફ સેન્ટ એન્ડ્રુઝના એલેક્સ સ્કોલ્ઝ અને લિસ્બન યુનિવર્સિટીના તેમના સાથીદાર કોરાલ્કા મ્યુઝિકને આ તદ્દન વિચિત્ર લાગ્યું. વિવિધ ઘનતાના સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં જન્મેલા બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સની આવર્તન વિશે વધુ વિગતવાર સમજ મેળવવા માટે, સંશોધકોએ ગીચ સ્ટાર ક્લસ્ટર આરમાં વધુ દૂરના દ્વાર્ફ શોધવાનું નક્કી કર્યું. સીડબલ્યુ 38 .

આશરે સ્થિત દૂરના ક્લસ્ટરને જોવા માટે સક્ષમ થવા માટે 5000 પ્રકાશ વર્ષો દૂર, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ NA કેમેરાનો ઉપયોગ કર્યો સીયુરોપીયન સધર્ન ઓબ્ઝર્વેટરીના વેરી લાર્જ ટેલિસ્કોપ પર માઉન્ટ થયેલ અનુકૂલનશીલ ઓપ્ટિક્સ સાથે ઓ.

અગાઉના અવલોકનોની જેમ, આ વખતે પણ વૈજ્ઞાનિકોએ શોધી કાઢ્યું કે આ ક્લસ્ટરમાં બ્રાઉન ડ્વાર્ફની સંખ્યા તેનામાં રહેલા કુલ તારાઓની સંખ્યાના લગભગ અડધી છે, જે બદલામાં સૂચવે છે કે બ્રાઉન ડ્વાર્ફના જન્મની આવર્તન બિલકુલ નિર્ભર નથી. સ્ટાર ક્લસ્ટરોની રચના પર જ.

“...અમે આ ક્લસ્ટરોમાં મોટી સંખ્યામાં બ્રાઉન ડ્વાર્ફ શોધી કાઢ્યા છે. તે તારણ આપે છે કે ક્લસ્ટરના પ્રકારને ધ્યાનમાં લીધા વિના, તારાઓનો આ વર્ગ ઘણી વાર જોવા મળે છે. અને બ્રાઉન ડ્વાર્ફ ક્લસ્ટરમાં અન્ય તારાઓ સાથે એકસાથે રચાય છે, તેથી આપણે તારણ કાઢી શકીએ છીએ કે આપણી આકાશગંગામાં ખરેખર તેમાંથી ઘણા બધા છે..."

- ટિપ્પણીઓ Scholz.

તે એક નંબર હોઈ શકે છે 100 અબજ જો કે, તેમાંના વધુ પણ હોઈ શકે છે.

ચાલો આપણે યાદ રાખીએ કે બ્રાઉન ડ્વાર્ફ ખૂબ જ ધૂંધળા તારાઓની વસ્તુઓ છે, તેથી તેમના અસ્પષ્ટ પ્રતિનિધિઓ પણ ખગોળશાસ્ત્રીઓના દૃષ્ટિકોણના ક્ષેત્રમાં આવી શકતા નથી.

આ લેખન સમયે, સ્કોલ્ઝના નવીનતમ સંશોધનના પરિણામો બહારના વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા નિર્ણાયક સમીક્ષાની રાહ જોઈ રહ્યા હતા, પરંતુ ગિઝમોડોને આ અવલોકનો પર પ્રથમ ટિપ્પણીઓ કોલેજ ઓફ સેન્ટ મિગ્યુએલના ખગોળશાસ્ત્રી જ્હોન ઓમિરા તરફથી આવી હતી, જેઓ આ કાર્યમાં સામેલ ન હતા. પરંતુ માને છે કે તેમાં પ્રતિબિંબિત આંકડા સાચા હોઈ શકે છે.

"...તેઓ નંબર પર આવે છે 100 અબજો, આ માટે ઘણી બધી ધારણાઓ બનાવે છે. પરંતુ હકીકતમાં, સ્ટાર ક્લસ્ટરમાં બ્રાઉન ડ્વાર્ફની સંખ્યા વિશેનો નિષ્કર્ષ કહેવાતા પ્રારંભિક સમૂહ કાર્ય પર આધારિત છે, જે ક્લસ્ટરમાં તારાઓના સમૂહના વિતરણનું વર્ણન કરે છે. એકવાર તમે આ ફંક્શનને જાણી લો અને તમને ખબર પડી જાય કે ગેલેક્સી કઈ આવર્તન સાથે તારાઓ બનાવે છે, પછી તમે ચોક્કસ પ્રકારના તારાઓની સંખ્યાની ગણતરી કરી શકો છો. તેથી, જો આપણે કેટલીક ધારણાઓને છોડી દઈએ, તો આકૃતિમાં 100 અબજો ખરેખર વાસ્તવિક લાગે છે..."

- ઓમિરાએ ટિપ્પણી કરી.

અને બે અલગ-અલગ ક્લસ્ટરોમાં બ્રાઉન ડ્વાર્ફની સંખ્યાની સરખામણી કરીને - એક ગાઢ અને બીજામાં ઓછા ગાઢ તારાઓના વિતરણ સાથે - સંશોધકોએ બતાવ્યું કે જે વાતાવરણમાં તારાઓ દેખાય છે તે હંમેશા આની ઘટનાની આવર્તનને નિયંત્રિત કરતું મુખ્ય પરિબળ હોતું નથી. તારાઓની વસ્તુનો પ્રકાર.

"બ્રાઉન ડ્વાર્ફની રચના સામાન્ય રીતે તારાઓની રચનાનો સાર્વત્રિક અને અભિન્ન ભાગ છે.", ઓમિરા કહે છે.

પ્લેનેટરી હેબિબિલિટી લેબોરેટરીમાંથી પ્રોફેસર અબેલ મેન્ડેઝ એલએબોરેટરી, અન્ય ખગોળશાસ્ત્રી કે જેમણે પણ ચર્ચા હેઠળના અભ્યાસમાં ભાગ લીધો ન હતો, કહે છે કે નવા કાર્યમાં સંખ્યાઓ ખરેખર અર્થપૂર્ણ હોઈ શકે છે, ખાસ કરીને એ હકીકતને ધ્યાનમાં રાખીને કે આપણી આકાશગંગામાં મોટા કરતા વધુ કોમ્પેક્ટ તારાઓની વસ્તુઓ છે.

"...નાના લાલ દ્વાર્ફ, ઉદાહરણ તરીકે, અન્ય તમામ પ્રકારના તારાઓ કરતાં વધુ સામાન્ય છે. તેથી, હું સૂચવીશ કે નવા નંબરો નીચી મર્યાદા કરતાં પણ વધુ સંભવ છે..."

મેન્ડેઝ કહે છે.

અલબત્ત, બ્રાઉન ડ્વાર્ફના ફળદ્રુપ સ્વભાવનું નુકસાન છે. મોટી સંખ્યામાં નિષ્ફળ તારાઓનો અર્થ એ પણ છે કે રહેવાની ક્ષમતામાં ઘટાડો.

મેન્ડેઝ કહે છે કે બ્રાઉન ડ્વાર્ફ એ વસવાટયોગ્ય ઝોન તરીકે ઓળખાતા પર્યાવરણને ટેકો આપવા માટે પૂરતા સ્થિર નથી. વધુમાં, બધા ખગોળશાસ્ત્રીઓ આ શબ્દને પસંદ કરતા નથી "નિષ્ફળ તારાઓ".

"...વ્યક્તિગત રીતે, હું બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સને "નિષ્ફળ સ્ટાર્સ" ન કહેવાનું પસંદ કરું છું, કારણ કે, મારા મતે, તેઓ ફક્ત તારાઓના બિરુદને લાયક નથી..."

— અમેરિકન મ્યુઝિયમ ઑફ નેચરલ હિસ્ટ્રીના એસ્ટ્રોફિઝિસિસ્ટ જેકલીન ફાહર્ટીની ટિપ્પણી.

"... હું તેમને "વધારે વૃદ્ધિ પામેલા ગ્રહો", અથવા ફક્ત "સુપરગ્રહો" કહીશ, કારણ કે તેમના સમૂહના દૃષ્ટિકોણથી તેઓ હજી પણ તારાઓ કરતાં આ ખગોળીય પદાર્થોની નજીક છે..."

- વૈજ્ઞાનિક કહે છે.

ફરી એકવાર મારું સ્વપ્ન મને સતાવે છે,

તે ક્યાંક બહાર, બ્રહ્માંડના બીજા ખૂણામાં,

એ જ બગીચો અને એ જ અંધકાર,

અને અવિનાશી સુંદરતામાં સમાન તારાઓ.

એન. ઝાબોલોત્સ્કી

ખગોળશાસ્ત્રીય (અને માત્ર ખગોળીય જ નહીં) એક અથવા બીજા પ્રકારના પદાર્થોની પ્રકૃતિનો અભ્યાસ સામાન્ય રીતે ઘણા તબક્કાઓમાંથી પસાર થાય છે. શરૂઆતમાં ત્યાં કોઈ સ્પષ્ટ સમજણ નથી; વિવિધ પરસ્પર વિશિષ્ટ ધારણાઓનો સમૂહ છે. પછી સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત દૃષ્ટિકોણ સ્ફટિકીકરણ કરે છે, જે તેની મૂળભૂત વિગતોમાં અવલોકન કરેલ ચિત્રના ઓછામાં ઓછા ગુણાત્મક સમજૂતીને મંજૂરી આપે છે. અધ્યયન હેઠળની વસ્તુઓ અગમ્ય હોવાનું બંધ કરે છે;

અને થોડા સમય પછી ત્રીજો તબક્કો શરૂ થાય છે. નવા અવલોકનો અથવા સૈદ્ધાંતિક ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે બધું એટલું સરળ નથી જેટલું તે લાગતું હતું. તેમ છતાં તેમના મૂળમાં જૂના ખુલાસાઓ રહી શકે છે, અભ્યાસના પદાર્થો ફરીથી સરળ અને સ્પષ્ટ યોજનાઓમાં ફિટ થવાની તેમની અનિચ્છાથી મૂંઝવણભર્યા છે. આપણને નવા વિચારોની, નવી ગણતરીઓની જરૂર છે. અંતે, પછીના, ચોથા તબક્કે, એક સુસંગત અને વધુ જટિલ ચિત્ર ફરીથી પહેલા કરતાં ઉદભવે છે. સમજણ નવા, ઉચ્ચ સ્તરે વધી છે. ભવિષ્યમાં, બધું ફરીથી પોતાને પુનરાવર્તિત કરી શકે છે - અણધારી અવલોકનાત્મક તથ્યોના દેખાવ સાથે અને એક અલગ સૈદ્ધાંતિક અભિગમ સાથે.

વામન લંબગોળ તારાવિશ્વો (dE galaxies) નો અભ્યાસ, જેની ચર્ચા આ વિભાગમાં કરવામાં આવશે, તે હવે તેના બીજા તબક્કામાં છે. બધી વામન તારાવિશ્વોમાંથી, આ આપણા માટે સૌથી વધુ સમજી શકાય તેવી વસ્તુઓ છે. તેઓ એવા કોઈપણ જૂથનું પ્રતિનિધિત્વ કરતા નથી જે તેમની વિશેષતાઓમાં સ્પષ્ટપણે બહાર આવે છે, અને તેમની મિલકતો સામાન્ય લંબગોળ તારાવિશ્વોના ગુણધર્મોને "ચાલુ રાખે છે", જે ઓછી તેજસ્વીતા અને કદના ક્ષેત્રમાં એક્સ્ટ્રાપોલેટિંગ કરે છે.

એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ચાર લંબગોળ ઉપગ્રહો આપણી સૌથી નજીકના dE તારાવિશ્વો છે. તેમાંથી બે, ગેલેક્સી M 32 અને NGC 205, વિશાળ સર્પાકાર આકાશગંગાની ખૂબ નજીક જોવા મળે છે, અને બે અસ્પષ્ટ, NGC 185 અને NGC 147, તેની ઉત્તરે કેટલાંક કોણીય ડિગ્રી પર સ્થિત છે. એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના કોઈપણ ફોટોગ્રાફમાં પ્રથમ બે તેજસ્વી ફોલ્લીઓ તરીકે દેખાય છે, જે તેના બાહ્ય પ્રદેશો પર પ્રક્ષેપિત થાય છે; M 32 ગેલેક્સી એક કોમ્પેક્ટ, લગભગ ગોળાકાર રચના છે, જ્યારે ફોટોગ્રાફમાં NGC 205 ગેલેક્સી અસ્પષ્ટ, નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત છબી ધરાવે છે. તેમની સંપૂર્ણ તીવ્રતા -16 ની નજીક છે mતેથી, આ તારાવિશ્વો પરંપરાગત સીમા પર સ્થિત છે જે વામનને "સામાન્ય" તારાવિશ્વોથી અલગ કરે છે.

આ વામન તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સમાં વ્યક્તિગત તારાઓ કેપ્ચર કરવા, એટલે કે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ કહે છે તેમ, તારાઓમાં તારાઓમાં ઉકેલવા માટે, મહાન પ્રયત્નોના ખર્ચે, વિશ્વના સૌથી મોટા ટેલિસ્કોપ પર કામ કરનાર ડબલ્યુ. બાડે દ્વારા 40 ના દાયકામાં શક્ય બન્યું હતું. તે સમયે - 2.5-મીટર માઉન્ટ પાલોમર રિફ્લેક્ટર. એવું કહેવું જ જોઇએ કે હવે પણ, શ્રેષ્ઠ ટેલિસ્કોપની મદદથી પણ, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ઉપગ્રહોને તારાઓમાં ઉકેલવા એ સરળ કાર્ય નથી.

લાંબા સમય સુધી, આ નાની તારાવિશ્વોની તારાઓની રચના, તેમજ એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાનો મધ્ય પ્રદેશ પોતે રહસ્યમય રહ્યો: તેજસ્વી તારાઓની હાજરી - વાદળી સુપરજાયન્ટ્સ - ફોટોગ્રાફ્સમાં ધ્યાનપાત્ર ન હતી, જો કે આ તારાઓ વિશ્વાસપૂર્વક છે. નજીકના એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાની સર્પાકાર શાખાઓમાં જોવા મળે છે.

એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના મધ્ય ભાગ અને તેના લંબગોળ ઉપગ્રહોને તારાઓમાં ઉકેલવાનું કાર્ય પોતાને સુયોજિત કર્યા પછી, વી. બાડે તેના અમલીકરણ માટે ગંભીરતાથી તૈયારી કરવાનું શરૂ કર્યું. આ ઓબ્જેક્ટો રંગમાં લાલ રંગના હોવાનું જાણીતું હતું, અને તેણે ધાર્યું (સાચું) કે આ તેમનામાં રહેલા તેજસ્વી તારાઓનો રંગ છે. તેથી, ડબલ્યુ. બાડેએ વાદળી કિરણો પર પ્રતિક્રિયા આપતી પ્લેટો છોડી દીધી, જેનો સામાન્ય રીતે ખગોળશાસ્ત્રીય ફોટોગ્રાફીમાં ઉપયોગ થાય છે, અને તે સમયે ઉપલબ્ધ સૌથી સંવેદનશીલ ફોટોગ્રાફિક પ્લેટો પસંદ કરી, જે નારંગી અને લાલ રંગોને જુએ છે. જો કે, આ પ્લેટોમાં "વાદળી" કરતા નોંધપાત્ર રીતે ઓછી સંવેદનશીલતા હતી, અને તેને વધારવા માટે, પ્લેટોનો ઉપયોગ કરતા પહેલા તેમને એમોનિયા સાથે ખાસ સારવાર કરવી જરૂરી હતી.

પરંતુ આ પછી પણ, સંવેદનશીલતા ખૂબ ઊંચી ન હોવાનું બહાર આવ્યું, અને "વાદળી" પ્લેટો માટે અપ્રાપ્ય એવા તારાઓને પકડવાની કોઈ આશા રાખવા માટે, ઘણા કલાકોના એક્સપોઝર પર આધાર રાખવો જરૂરી હતો. હકીકત એ છે કે અત્યંત સંવેદનશીલ "વાદળી" પ્લેટો પર લાંબા ગાળાના એક્સપોઝર કરી શકાતા નથી: માત્ર 1.5 કલાક પછી, રાત્રિના આકાશની નબળી ચમકે તેમને ગાઢ પડદાથી ઢાંકી દીધા. વી. બાડેની ગણતરી મુજબ, આ અભિગમથી "લાલ" પ્લેટો પર 0.5 ના તારા મેળવવાનું શક્ય બન્યું હોવું જોઈએ. ટી(1.6 વખત) "વાદળી" કરતા નબળા.

તમે ટેલિસ્કોપની ઘૂસણખોરી શક્તિને કેવી રીતે વધારી શકો છો, એટલે કે, ઝાંખા તારાઓને શોધવાની તેની ક્ષમતા?

ખગોળશાસ્ત્રીય અવલોકનોની વિશિષ્ટતાઓથી પરિચિત લોકો સારી રીતે જાણે છે કે ઓપ્ટિકલ સાધન તરીકે ટેલિસ્કોપની ક્ષમતાઓ રાતથી રાત સુધી ખૂબ જ બદલાય છે, ભલે તે સમાન રીતે સ્પષ્ટ હોય, અને ક્યારેક તે જ રાત્રિ દરમિયાન. આ વાતાવરણની વિવિધ સ્થિતિને કારણે છે, અને મોટા ટેલિસ્કોપ માટે, મિરર લેન્સની સ્થિતિને કારણે છે, જેની પ્રતિબિંબિત સપાટી અરીસાના જુદા જુદા ભાગો અને અરીસા વચ્ચેના તાપમાનના તફાવતને કારણે થર્મલ વિકૃતિને આધિન છે. અને હવાનું વાતાવરણ. અને તાજેતરમાં જ તેઓ એવા પદાર્થમાંથી મોટા અરીસાઓ બનાવવાનું શીખ્યા છે જે વ્યવહારીક રીતે થર્મલ વિસ્તરણને આધિન નથી.

ત્યારબાદ, વી. બાડેએ આ વિશે લખ્યું: "જો કોઈ વ્યક્તિ 2.5-મીટર ટેલિસ્કોપની કેસેટમાં "લાલ" પ્લેટ દાખલ કરે, એક્સપોઝર કરે, તેને વિકસાવે અને કંઈક જોવાનો પ્રયાસ કરે તો સફળતા પ્રાપ્ત કરવાની આશા રાખી શકાતી નથી. તે એકદમ સ્પષ્ટ હતું કે તારાઓ ખૂબ જ ઝાંખા હશે અને તમામ સંભાવનાઓમાં અત્યંત નજીક સ્થિત હશે. આ 2.5 મીટર ટેલિસ્કોપની રિઝોલ્વિંગ પાવરની મર્યાદા પર છે, અને દેખીતી રીતે જ કોઈએ સહેજ તક ન લેવા માટે ખૂબ કાળજી લેવી પડશે.

રિઝોલ્યુશનને શક્ય તેટલું ઊંચું રાખવા માટે, સૌપ્રથમ, જ્યારે તારાઓની તોફાની ડિસ્ક ખૂબ નાની હોય ત્યારે જ શ્રેષ્ઠ ચિત્રો મેળવવા માટે અવલોકનો હાથ ધરવા જરૂરી હતું. બીજું, તે માત્ર તે જ રાતો પર અવલોકન કરવા યોગ્ય હતું જ્યારે અરીસાનો આકાર આદર્શની નજીક હતો, ધારના "ભંગાણ" વિના, જે હંમેશા તારાની ડિસ્કમાં વધારો તરફ દોરી જાય છે. ત્રીજું (અને આ મુખ્ય સમસ્યા હતી), 2.5-મીટર ટેલિસ્કોપનો અરીસો કાચની જૂની બ્રાન્ડથી બનેલો હોવાને કારણે ઉદ્ભવતા ફોકસમાં ફેરફારો વિશે કંઈક કરવું જરૂરી હતું. આ અર્થમાં જ્યારે રાત્રિઓ સંતોષકારક હતી ત્યારે પણ, કેન્દ્રીય લંબાઈમાં 1.5 થી 2 મીમી સુધીના ફેરફારો થયા હતા, અને એવી રાત્રિઓ પણ હતી જ્યારે આ ફેરફારો 5-6 મીમી સુધી પહોંચ્યા હતા."

પરિણામે, વી. બાડાએ સતત ઇમેજ ફોકસિંગની શુદ્ધતા ચકાસવાની પોતાની રીતની શોધ કરવી પડી, જેના કારણે ઘણા કલાકોના એક્સપોઝરમાં વિક્ષેપ ન આવે તે શક્ય બન્યું.

નિર્ણાયક અવલોકનો માટેની તૈયારી એક વર્ષથી વધુ સમય સુધી ચાલી હતી. છેવટે, 1943 ના પાનખરમાં, અપવાદરૂપે સારી ઇમેજ ગુણવત્તા સાથે ઘણી રાતોમાં, લાંબા સમયથી રાહ જોવાતી નકારાત્મકતાઓ પ્રાપ્ત થઈ હતી, જેમાં એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ઉપગ્રહો (તેમજ તેના મધ્ય ભાગ, સમાન તારાઓથી બનેલા) સાથે વિખરાયેલા હતા. તારાઓના સૌથી નાના બિંદુઓ. આ રીતે વામન લંબગોળ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ લગભગ 700 હજાર પીસીના અંતરથી દેખાતા હતા. એવું કહેવું જોઈએ કે એક મહત્વપૂર્ણ સંજોગોએ તેમની શોધની સફળતામાં ફાળો આપ્યો. ઓબ્ઝર્વેટરી પર રાતો ખરેખર અંધારી હતી, કારણ કે લોસ એન્જલસના વિશાળ શહેર અને તેની નજીકના વાઇબ્રન્ટ ઉપનગરોમાંથી યુદ્ધ સંબંધિત અંધારપટ હજી દૂર કરવામાં આવ્યો ન હતો.

આ સમય સુધીમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સૌથી વધુ વૈવિધ્યસભર પ્રકારના તારાઓથી સારી રીતે પરિચિત હતા, પરંતુ વી. બાડે દ્વારા ફોટોગ્રાફ કરાયેલા તારાઓએ વૈજ્ઞાનિકને મૂંઝવણમાં મૂકી દીધા હતા. તેઓ સામાન્ય લાલ તારાઓ માટે ખૂબ તેજસ્વી હતા. તે વિચિત્ર લાગતું હતું કે સૂર્યના અવલોકન કરાયેલ તારાઓની પડોશમાં લગભગ આવા કોઈ તારાઓ નથી, અને વામન લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં તેઓ આકાશગંગાના કિરણોત્સર્ગમાં મુખ્ય ફાળો આપે છે.

થોડા સમય પછી જ વી. બાડેને સમજાયું કે આપણી ગેલેક્સીના ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં બરાબર એ જ તારાઓ છે. આ ક્લસ્ટરો સેંકડો હજારો તારાઓના બદલે દૂરના સંગઠનો છે (તેમાંથી સૌથી નજીકનો ભાગ આપણાથી હજારો પ્રકાશ વર્ષ દૂર છે). તેમની ઉંમર 10 અબજ વર્ષથી વધુ છે, એટલે કે તેઓ તારાઓની દુનિયાના વાસ્તવિક અવશેષો છે.

વધુ સંશોધને વી. બાડેના અનુમાનની પુષ્ટિ કરી. દ્વાર્ફ લંબગોળ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ, તેમજ ગોળાકાર ક્લસ્ટરો, ઉચ્ચ-તેજવાળા લાલ જાયન્ટ્સ તરીકે બહાર આવ્યા - એવા તારાઓ કે જેઓ મોટા પ્રમાણમાં ફૂલેલા અને તેમની આંતરિક રચનાને બદલી નાખ્યા છે, કારણ કે તેમના લાંબા જીવન દરમિયાન મુખ્ય પરમાણુ બળતણ (હાઇડ્રોજન) મોટા પ્રમાણમાં છે. તારાઓના આંતરિક ભાગમાં થાકેલું. વામન તારાવિશ્વોના તારાઓની લાક્ષણિકતા એ તારાઓના વાતાવરણમાં ભારે રાસાયણિક તત્વોની ઓછી સામગ્રી છે (જોકે ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો જેટલી ઓછી નથી). આગળ જોતાં, અમે નોંધીએ છીએ કે ભારે તત્વોની આ કહેવાતી ઉણપ તમામ પ્રકારની વામન તારાવિશ્વો માટે લાક્ષણિક છે.

"સામાન્ય" લંબગોળ તારાવિશ્વો, જે તેમની તેજસ્વીતામાં વામન તરીકે વર્ગીકૃત નથી, તેમાં પણ જૂના તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, જો કે તે વામન તારાવિશ્વોની જેમ ભારે તત્ત્વોમાં મજબૂત રીતે ક્ષીણ નથી. દેખીતી રીતે, "સામાન્ય" ઇ-ગેલેક્સીઓમાં તારાઓની રચના ઘણા અબજો વર્ષો પહેલા વ્યવહારીક રીતે સમાપ્ત થઈ ગઈ હતી. dE તારાવિશ્વોનો ઇતિહાસ, જેમ તે બહાર આવ્યું છે, તે અલગ હોઈ શકે છે. એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના સમાન ઉપગ્રહોના ઉદાહરણમાં આ સ્પષ્ટપણે જોવા મળે છે.

આમ, ઉદાહરણ તરીકે, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા ઉપગ્રહ M 32 ના સ્પેક્ટ્રમની પ્રકૃતિ એ સૂચવીને સમજાવી શકાય છે કે, જો કે આકાશગંગામાં તારાની રચના અત્યારે થતી દેખાતી નથી, તે ઘણા અબજ વર્ષો પહેલા ત્યાં અસ્તિત્વમાં હતું.

એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના અન્ય બે ઉપગ્રહોમાં, NGC 205 અને NGC 185, ઘણા ડઝન ઉચ્ચ-તેજવાળા વાદળી તારાઓ સીધા અવલોકન કરવામાં આવે છે, જે જૂના લાલ તારાઓના છૂટાછવાયા વચ્ચે છુપાયેલા છે. ખગોળશાસ્ત્રીય સમયના માપદંડો અનુસાર, આવા તારાઓ હમણાં જ બન્યા છે, કારણ કે ઉચ્ચ ઉર્જાનો વપરાશ તેમને અલ્પજીવી બનાવે છે. તેમની ઉંમર 100 મિલિયન વર્ષથી વધુ થવાની સંભાવના નથી, જે તારાઓ માટે બહુ ઓછી છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્ય 50 ગણો લાંબો છે. પરિણામે, આ તારાવિશ્વોમાં તારાઓની રચના હજુ પણ ચાલુ છે.

અલબત્ત, ઉચ્ચ તેજસ્વીતાવાળા ગરમ તારાઓ સાથે, ઓછા-દળના તારાઓ પણ ત્યાં રચી શકે છે (ઘણી મોટી સંખ્યામાં), પરંતુ તેઓ આકાશગંગાના તેજસ્વી, પરંતુ જૂના તારાઓમાં મળી શકતા નથી. તેથી, તારા નિર્માણ કેન્દ્રો માત્ર વાદળી તારાઓની સ્થિતિ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, જે સામાન્ય રીતે આકાશગંગાના નાના વિસ્તારોમાં સ્થાનીકૃત હોય છે. ઉદાહરણ તરીકે, NGC 185 ગેલેક્સીમાં, બધા વાદળી તારાઓ 300 પીસી કરતા ઓછા કદના પ્રદેશ પર કબજો કરે છે (સમગ્ર આકાશગંગાનું કદ દસ ગણું મોટું છે).

કેટલીક dE તારાવિશ્વોમાં નાની સંખ્યામાં યુવાન તારાઓના અસ્તિત્વની સમસ્યા ખૂબ જ રસપ્રદ છે. ખરેખર, વિશાળ લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં, તારાઓની રચનાનો અભાવ સામાન્ય રીતે ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસની ગેરહાજરી સાથે સંકળાયેલો હોય છે, એટલે કે, જ્યારે તે મજબૂત રીતે સંકુચિત અને ઠંડુ થાય ત્યારે તારાઓને જન્મ આપી શકે તેવું માધ્યમ. બધા કિસ્સાઓમાં, યુવાન વાદળી તારાઓની હાજરી ફક્ત તે તારાવિશ્વોમાં જ નોંધનીય છે જ્યાં તારાઓ વચ્ચેનું માધ્યમ અવલોકન કરવામાં આવે છે. જો કે, અત્યાર સુધી માત્ર બે dE તારાવિશ્વોમાં સીધા અવલોકનો દ્વારા ઠંડા ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસને શોધવાનું શક્ય બન્યું છે - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા NGC 205, NGC 185 ના ઉપગ્રહોમાં (અને અહીં પણ તે અત્યંત નાનું છે - કુલ સમૂહના આશરે 0.01%) આકાશગંગાની).

તેમ છતાં, નજીકના dE તારાવિશ્વોના અવલોકનો દર્શાવે છે કે તેમાંના યુવાન તારાઓ પણ તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમ સાથે સંકળાયેલા છે. NGC 205 અને NGC 185 તારાવિશ્વોમાં, જેમાં યુવાન વાદળી તારાઓ "એક પછી એક" અવલોકન કરવામાં આવે છે, ઘેરા ધૂળની નિહારિકાઓ ધ્યાનપાત્ર છે, સંકળાયેલી છે, જેમ કે આપણે આપણા આકાશગંગાના ઉદાહરણ પરથી જાણીએ છીએ, પ્રમાણમાં ગાઢ અને ઠંડા ગેસના પ્રદેશો સાથે. અલબત્ત, ત્યાં તે થોડું છે, પરંતુ તારાઓની રચના, એક કહી શકે છે, ભાગ્યે જ ઝગમગતી હોય છે.

આ ગેસ ક્યાંથી આવે છે?

તે તારણ આપે છે કે જો ગેલેક્સી સંપૂર્ણપણે ગેસથી "સાફ" થઈ ગઈ હોય, તો પણ સમય જતાં તે ઓછી માત્રામાં ફરીથી દેખાશે. તે વૃદ્ધ તારાઓ દ્વારા ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશમાં પહોંચાડવામાં આવે છે. નજીકના તારાવિશ્વો માટે આવી પ્રક્રિયાનો સીધો પુરાવો ગ્રહોની નિહારિકાઓના અવલોકનોમાંથી મળે છે - તેમના જીવન માર્ગના ચોક્કસ તબક્કે તારાઓ દ્વારા બહાર નીકળેલા ગેસના વિસ્તરણ શેલ. નજીકના તમામ dE તારાવિશ્વોમાં આવા નિહારિકાઓ જોવા મળે છે. સમય જતાં, તારાઓમાંથી નીકળતો ગેસ તમામ તારાઓની જગ્યાને ભરી દે છે. અને પછી, આકાશગંગામાંની ચોક્કસ ભૌતિક પરિસ્થિતિઓના આધારે, તે કાં તો આકાશગંગા છોડીને આંતરગાલેક્સી અવકાશમાં જાય છે, અથવા ધીમે ધીમે ઠંડું પડે છે અને ફરીથી તારાઓમાં ફેરવાઈ જાય છે,

તારાઓ દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલા ગેસનું ભાવિ લંબગોળ આકાશગંગાના સમૂહ પર આધારિત છે. ગુણાત્મક રીતે, આ હકીકત દ્વારા સમજાવી શકાય છે કે તેમાંના તારાઓ વધુ ધીમેથી આગળ વધે છે, અને વ્યક્તિગત તારાઓ દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલા ગેસના સમૂહની અથડામણો ગેસની એટલી મજબૂત ગરમી તરફ દોરી જતી નથી જેટલી મોટી તારાવિશ્વોમાં અપેક્ષા કરી શકાય છે. કદાચ તેથી જ લંબગોળ "સામાન્ય", બિન-વામન, તારાવિશ્વો, ગેસના નિશાન અને યુવાન તારાઓ અત્યંત દુર્લભ છે. પરંતુ કોણ જાણે છે, જો એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા સિવાય કોઈ વિશાળ લંબગોળ ગેલેક્સી આપણાથી આગળ ન હોત, તો કદાચ આપણે તેમાં વ્યક્તિગત વાદળી તારાઓ શોધી શકીએ?

જોકે વામન લંબગોળ તારાવિશ્વો કેટલાક નબળા તારાઓની રચના દર્શાવે છે, તે સામાન્ય રીતે ખૂબ જ શાંત અને ખૂબ જ ધીમે ધીમે બદલાતી સ્ટાર સિસ્ટમ્સ હોય છે. તેમાં અવલોકન કરાયેલ બિન-તારા ઉર્જા સ્ત્રોતો સાથે સંકળાયેલી કોઈ સક્રિય પ્રક્રિયાઓ નથી - પદાર્થનું ઉત્સર્જન, બિન-થર્મલ રેડિયો ઉત્સર્જન, પરમાણુ પ્રવૃત્તિ. અને મોટા ભાગના કિસ્સાઓમાં dE તારાવિશ્વોમાં શબ્દના સામાન્ય અર્થમાં કોઈ કોર હોતું નથી, જોકે NGC 205 અને M 32 ની ખૂબ જ મધ્યમાં એક નાનો તારા આકારનો પદાર્થ ("કોર") દેખાય છે, જે વિશાળ ગોળાકાર ક્લસ્ટર જેવો હોય છે. તારાઓનું. વધુ દૂરની તારાવિશ્વોમાં, આવી રચનાઓ હવે અવલોકન માટે સુલભ નથી.

અલબત્ત, dE તારાવિશ્વો એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ઉપગ્રહો સુધી મર્યાદિત નથી. દ્વાર્ફમાં, આ પ્રમાણમાં ઊંચી તેજ ધરાવતી તારાવિશ્વો છે, તેથી જ તેઓ લાખો લાખો પ્રકાશ વર્ષોના અંતરે અવલોકનો માટે સુલભ છે. ઘણી dE તારાવિશ્વો મળી આવી છે, ઉદાહરણ તરીકે, કન્યા રાશિમાં તારામંડળના નજીકના મોટા સમૂહમાં. પરંતુ મોટી સંખ્યામાં dE તારાવિશ્વોમાં, ફક્ત એક જ કિસ્સામાં કોઈ સક્રિય ન્યુક્લિયસ સાથેના પદાર્થ પર શંકા કરી શકે છે - એક પ્રકારની વામન રેડિયો ગેલેક્સી. આ ઑબ્જેક્ટ વિશે વધુ વિગતવાર જણાવવું યોગ્ય છે કે સંશોધનકારોને અવલોકન કરેલ સ્ત્રોતની પ્રકૃતિને શોધવાનો પ્રયાસ કરવામાં કેટલીકવાર કઈ મુશ્કેલીઓનો સામનો કરવો પડે છે.

રેડિયો તારાવિશ્વો, પ્રકૃતિમાં રેડિયો તરંગોના સૌથી શક્તિશાળી સ્ત્રોતો, નિયમ તરીકે, વિશાળ લંબગોળ તારાવિશ્વો છે, જેમાંથી સક્રિય ન્યુક્લિયસ સાપેક્ષતાના પ્રવાહોને ઉત્સર્જન કરે છે (એટલે ​​​​કે, પ્રકાશની ગતિની ખૂબ નજીક હોય છે) પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોન. આવી તારાવિશ્વો આકાશના તે વિસ્તારોના ફોટોગ્રાફ્સનો અભ્યાસ કરીને જોવા મળે છે જ્યાં એક અથવા બીજા રેડિયો સ્ત્રોતનું અવલોકન કરવામાં આવે છે.

જ્યારે 60 ના દાયકામાં તે સ્થાપિત કરવામાં આવ્યું હતું કે 3S 276 નિયુક્ત રેડિયો સ્ત્રોતના કોઓર્ડિનેટ્સ નાના કોણીય કદની લંબગોળ ગેલેક્સીના કોઓર્ડિનેટ્સ સાથે એકરુપ છે, આનાથી વધુ આશ્ચર્ય થયું ન હતું. તે એક સામાન્ય રેડિયો ગેલેક્સી હોઈ શકે છે, જે એક પ્રચંડ અંતરે દૂર કરવામાં આવી હતી, જ્યાંથી તે 15મી મેગ્નિટ્યુડની વસ્તુ જેવી દેખાતી હતી. ગેલેક્સીનું સ્પેક્ટ્રમ જાણીતું ન હતું, પરંતુ તેનો ઉલ્લેખ બે સૌથી સંપૂર્ણ ગેલેક્સી કેટલોગમાં કરવામાં આવ્યો હતો - વોરોન્ટસોવ-વેલ્યામિનોવ અને ઝ્વિકી કેટલોગ. તે બહાર આવ્યું છે કે તે એકદમ ઊંચી સપાટીની તેજસ્વીતાનો થોડો વાદળી આંતરિક વિસ્તાર અને લગભગ 1′ માપવા માટે વધુ "લાલ" શેલ ધરાવે છે.

લગભગ 100 Mpc ના અંતરથી "સામાન્ય" રેડિયો ગેલેક્સી આના જેવી દેખાઈ શકે છે. તારાવિશ્વોની દુનિયામાં નિયમનું સારી રીતે પાલન કરવામાં આવે છે, જે મુજબ ગેલેક્સી જેટલી દૂર છે, તેની રેડિયલ વેગ જેટલી વધારે છે (હબલનો નિયમ), તે અપેક્ષા રાખી શકે છે કે તેની ઝડપ આશરે 6-8 હજાર કિમી/સેકન્ડ હોવી જોઈએ. આશ્ચર્યની કલ્પના કરો જ્યારે તેના સ્પેક્ટ્રમ, રેડિયો સ્ત્રોત 3S 276 સાથે ઓળખાણ પછી તરત જ ફોટોગ્રાફ કરવામાં આવ્યો, તેણે સૂચવ્યું કે તેની ઝડપ માત્ર 30 km/s હતી (વધુમાં, સ્પેક્ટ્રમમાં રેડિયો તારાવિશ્વોની અપેક્ષિત ઉત્સર્જન રેખાઓ નથી).

1970 માં, કેનેડિયન ખગોળશાસ્ત્રી એસ. વેન ડેન બર્ગ, વિશાળ 5-મીટર ટેલિસ્કોપ પર યુએસએમાં કામ કરતા, અણધાર્યા અંદાજની ચોકસાઈ ચકાસવા માટે ઇલેક્ટ્રોન-ઓપ્ટિકલ કન્વર્ટરનો ઉપયોગ કરીને ગેલેક્સીનો નવો સ્પેક્ટ્રોગ્રામ મેળવ્યો. આઠ શોષણ રેખાઓનો ઉપયોગ કરીને, તેની ગતિની ગતિ (સૂર્યની સાપેક્ષ) માટે વધુ સચોટ મૂલ્ય મળ્યું: 10±8 km/s. આ ઝડપ ગેલેક્સીઓની નહીં, પરંતુ સૂર્યની સૌથી નજીકના તારાઓની લાક્ષણિકતા છે.

આના આધારે, સોવિયેત ખગોળશાસ્ત્રી પી. પ્સકોવસ્કીએ સૂચવ્યું કે અહીં આપણે રેડિયો ગેલેક્સી સાથે કામ કરી રહ્યા છીએ, પરંતુ આપણા ગેલેક્સીની અંદરના નબળા રેડિયો સ્ત્રોત સાથે. શું આ પદાર્થ ક્રેબ નેબ્યુલા પ્રકારના સુપરનોવાનો સામાન્ય અવશેષ હોઈ શકે? 13મી સદીમાં ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા અવલોકન કરાયેલ સુપરનોવાની સ્થિતિ કરતાં રેડિયો સ્ત્રોત ZS 276 ની સ્થિતિ માત્ર 1°થી જ અલગ હતી તે હકીકત દ્વારા આને સમર્થન મળતું હોય તેવું લાગતું હતું.

જો કે, ઑબ્જેક્ટના નવા અભ્યાસોએ આવી સમજૂતી અસંભવિત કરી છે. મોટા ટેલિસ્કોપ વડે લીધેલા તેના ઉચ્ચ-ગુણવત્તાવાળા ફોટોગ્રાફ્સ દર્શાવે છે કે તેમાં સુપરનોવાના અવશેષો જેવા ફિલામેન્ટરી સ્ટ્રક્ચરનો સમાવેશ થતો નથી, અને કેન્દ્ર તરફ તેજની મજબૂત સાંદ્રતા જોવા મળે છે તે લંબગોળ તારાવિશ્વોની લાક્ષણિકતા છે. અંતે, એસ. વેન ડેન બર્ગે શોધી કાઢ્યું કે પદાર્થનું ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રમ ભારે તત્વોમાં ક્ષીણ થયેલા ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરના સ્પેક્ટ્રમ જેવું જ છે, જે આપણે જાણીએ છીએ, જો આપણી સામે dE ગેલેક્સી હોય તો તેની અપેક્ષા રાખી શકાય છે.

જો કે આ dE આકાશગંગાની સૂર્યની સાપેક્ષ ગતિની ગતિ શૂન્યની નજીક છે, તેમ છતાં, સૂર્યની ભ્રમણકક્ષાની ગતિને ધ્યાનમાં લેતા, આપણી આકાશગંગાના કેન્દ્રની સાપેક્ષ ગતિ આશરે 200 km/s છે. હબલના નિયમ મુજબ, આ એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા કરતા અનેક ગણા વધુ અંતરને અનુરૂપ છે. સાચું, આવા નજીવા વેગવાળી તારાવિશ્વો માટે, અંતર હબલના નિયમથી અવિશ્વસનીય રીતે નક્કી કરવામાં આવે છે. જો આકાશગંગામાં વ્યક્તિગત તારાઓ જોવામાં આવ્યા હોય તો તે સ્પષ્ટ થઈ શકે છે, પરંતુ, અફસોસ, ખાસ શોધ હાથ ધરવા છતાં તેઓ શોધી શક્યા નથી.

ઑબ્જેક્ટ ZS 276 ની ઓછી ઝડપ ચોક્કસપણે દર્શાવે છે કે તે ખૂબ દૂર ન હોઈ શકે. તે તારણ આપે છે કે આ નજીકની વામન સ્ટાર સિસ્ટમ છે. જો કે, જો તેનું અંતર 2-3 Mpc હોય, તો પણ આ માત્ર એક વામન લંબગોળ ગેલેક્સી નથી, પરંતુ તેની ઓછી તેજસ્વીતામાં અનન્ય પદાર્થ છે, જે માત્ર 3-10 7 છે. એલસી. જાણીતી dE તારાવિશ્વોમાં, એક પણ એવી નથી કે જેની તેજસ્વીતા આ મૂલ્યની નજીક હોય. ત્રિજ્યા પણ એક રેકોર્ડ હોવાનું બહાર આવ્યું - ફક્ત 150-200 પીસી. અને અહીંથી તે સંપૂર્ણપણે અગમ્ય છે કે કેવી રીતે આટલી નાની આકાશગંગામાં સક્રિય ન્યુક્લિયસ હોઈ શકે છે અને રેડિયો ઉત્સર્જન શક્તિમાં એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા જેવી વિશાળ આકાશગંગા કરતા હલકી ગુણવત્તાવાળા ન હોઈ શકે.

કયા પ્રકારના વિસ્ફોટને કારણે રેડિયો ઉત્સર્જન કરતા વાદળો બહાર આવ્યા, જે, રેડિયો ઉત્સર્જનના વિતરણ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, હવે રહસ્યમય પદાર્થના જથ્થા કરતાં અનેક ગણા વધુ વોલ્યુમ ધરાવે છે?

વામન લંબગોળ તારાવિશ્વોથી પરિચિત થયા પછી, ચાલો હવે તારાઓની રચનામાં તેમના જેવી જ હોય ​​તેવા, પરંતુ પ્રકૃતિમાં ઘણી ઓછી સમજી શકાય તેવી તારાવિશ્વો તરફ આગળ વધીએ.

રશિયન એકેડેમી ઓફ સાયન્સિસના સ્પેશિયલ એસ્ટ્રોફિઝિકલ ઓબ્ઝર્વેટરીના ઇગોર કરાચેનસેવ સહિત ખગોળશાસ્ત્રીઓની આંતરરાષ્ટ્રીય ટીમે વામન ગેલેક્સી KDG215 નો અભ્યાસ કર્યો અને જાણવા મળ્યું કે તેમાં રહેલા મોટા ભાગના તારાઓ છેલ્લા અબજ વર્ષોમાં રચાયા હતા, જ્યારે મોટાભાગની જાણીતી આકાશગંગાઓમાં તારા નિર્માણની ટોચ અબજો વર્ષો પહેલા આવી હતી. KDG215 તેની રચનામાં "સૌથી નાની" તારાવિશ્વોમાંની એક છે, જે સૂચવે છે કે તેની ઉત્ક્રાંતિની પ્રક્રિયાઓ અસામાન્ય નથી. અનુરૂપ લેખમાં પ્રકાશન માટે મોકલવામાં આવે છે એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ લેટર્સ, તે દરમિયાન, કાર્યનું લખાણ કોર્નેલ યુનિવર્સિટીના પ્રીપ્રિન્ટ સર્વર પર મળી શકે છે.

તારાવિશ્વો કેવી રીતે ઝડપથી અને મોટી સંખ્યામાં તારાઓ બનાવવાનું શરૂ કરે છે તેની વિગતો અસ્પષ્ટ રહે છે. પરિસ્થિતિ એ હકીકત દ્વારા જટિલ છે કે તારાવિશ્વોએ 10 અબજ વર્ષો પહેલા નવા તારાઓને સૌથી વધુ સઘન "જન્મ" આપ્યો હતો, અને આજે આ પ્રક્રિયા ઘણી ધીમી છે. પરિસ્થિતિ ખાસ કરીને વામન તારાવિશ્વો માટે મુશ્કેલ છે, જે પૃથ્વીના નિરીક્ષકોથી દૂર હોય છે અને ઘણી વખત તદ્દન ધૂંધળી હોય છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ દ્વાર્ફ ગેલેક્સી KDG215, 4.83 મેગાપાર્સેક દૂર (લગભગ 15.7 મિલિયન પ્રકાશ-વર્ષ)નો અભ્યાસ કર્યો છે. એક તરફ, તે પ્રમાણમાં નજીક છે અને તેથી અવલોકન માટે અનુકૂળ છે, અને બીજી બાજુ, તેની સંખ્યાબંધ અત્યંત અસામાન્ય સુવિધાઓ છે જેણે વૈજ્ઞાનિકોને તેનો અભ્યાસ કરતી વખતે અસામાન્ય પરિણામોની આશા રાખવાની મંજૂરી આપી હતી. KDG215 અત્યંત અસ્પષ્ટ છે - તે આ અંતરે સૌથી અસ્પષ્ટ તારાવિશ્વોમાંની એક છે, અને તેના નવા તારા નિર્માણનો વર્તમાન દર શૂન્ય છે.

સંશોધકોએ હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપમાંથી છબીઓના આર્કાઇવ તરફ વળીને આ આકાશગંગામાં તારાઓની રચનાની ઉત્ક્રાંતિને શોધવાનો પ્રયાસ કર્યો. આ કરવા માટે, તેઓએ આકાશગંગાના ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રાનું વિશ્લેષણ કર્યું અને તેમાં તારાઓની મુખ્ય વસ્તીની ઉંમર કેટલી છે તે શોધી કાઢ્યું. તે બહાર આવ્યું છે કે તેના સરેરાશ મૂલ્યો અત્યંત નીચા છે: ગણતરીઓ અનુસાર, લગભગ એક અબજ વર્ષ પહેલાં ગેલેક્સીમાં તારાઓની રચનામાં તીવ્ર વધારો થયો હતો. સૌથી વધુ રૂઢિચુસ્ત અંદાજો અનુસાર, માત્ર 1.25 અબજ વર્ષો પહેલા, KDG215 માં તમામ તારાઓમાંથી 30 ટકા હજી અસ્તિત્વમાં ન હતા, જ્યારે બાકીની જાણીતી તારાવિશ્વોમાં ઓછામાં ઓછા 90 ટકા તારાઓ તે જ સમયે અસ્તિત્વમાં હતા. તદુપરાંત, ઓછા રૂઢિચુસ્ત અંદાજ મુજબ 1.25 અબજ વર્ષો પહેલા, KDG215 આકાશગંગાના તમામ તારાઓમાંથી 66 ટકા અસ્તિત્વમાં ન હતા. આ તેની તારાઓની વસ્તીની સરેરાશ વયના સંદર્ભમાં તેને અત્યંત યુવાન બનાવે છે: જોકે લેખકો અન્ય વામન તારાવિશ્વો સાથે સમાંતર દોરે છે, તેમ છતાં, ત્યાંના તમામ તારાઓમાંથી ઓછામાં ઓછા અડધા 4-7 અબજ વર્ષો પહેલા રચાયા હતા, અને નહીં. છેલ્લા બિલિયન વર્ષોમાં બિલકુલ, કારણ કે KDG215 માં આ કેસ હોઈ શકે છે.

સંશોધકોએ KDG215 ની પડોશી તારાવિશ્વોને છ-મેગાપાર્સેક ક્યુબ (આશરે 20 મિલિયન પ્રકાશ-વર્ષ દૂર)માં જોયા અને જાણવા મળ્યું કે તે થોડા અબજ વર્ષો પહેલા બ્લેક આઈ ગેલેક્સી (M64) ની ખૂબ નજીકથી પસાર થઈ શકે છે.

આ એક અસામાન્ય વસ્તુ છે, જેમાં બે મર્જ કરેલ તારાવિશ્વોનો સમાવેશ થાય છે, તેની પરિઘ એક દિશામાં ફરતી હોય છે, અને બીજી તરફ ગેલેક્સીના મધ્યમાં ગેસ અને ધૂળની ડિસ્ક હોય છે. સંશોધકોએ નોંધ્યું છે તેમ, M64 માંથી ગેસ સાથે અથડામણ KDG215 માં હાઇડ્રોજન વાદળોની ઘનતામાં તીવ્ર વધારો તરફ દોરી શકે છે અને તે મુજબ, તારાઓની રચનાનો પ્રકોપ. આ પદાર્થનો વધુ અભ્યાસ તારાવિશ્વોમાં નવા તારાઓની સામૂહિક રચનાની પ્રક્રિયાઓની વિગતોને સ્પષ્ટ કરી શકે છે.

પ્રમાણમાં તેજસ્વી અને વિશાળ લ્યુમિનાયર્સ નરી આંખે જોવા માટે એકદમ સરળ છે, પરંતુ ગેલેક્સીમાં ઘણા વધુ વામન તારાઓ છે, જે ફક્ત શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપ દ્વારા જ દેખાય છે, પછી ભલે તે સૂર્યમંડળની નજીક સ્થિત હોય. તેમાંના બંને સાધારણ લાંબા સમય સુધી જીવતા લાલ દ્વાર્ફ, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ કે જેઓ સંપૂર્ણ તારાઓની સ્થિતિ સુધી પહોંચી શક્યા નથી અને નિવૃત્ત સફેદ દ્વાર્ફ છે, જે ધીમે ધીમે કાળા રંગમાં ફેરવાય છે.

તારાનું ભાવિ સંપૂર્ણપણે તેના કદ પર અથવા વધુ ચોક્કસપણે તેના સમૂહ પર આધારિત છે. તારાના સમૂહની વધુ સારી રીતે કલ્પના કરવા માટે, અમે નીચેનું ઉદાહરણ આપી શકીએ છીએ. જો તમે એક સ્કેલ પર 333 હજાર પૃથ્વીના ગ્લોબ્સ અને બીજા પર સૂર્ય મૂકો છો, તો તેઓ એકબીજાને સંતુલિત કરશે. તારાઓની દુનિયામાં આપણો સૂર્ય સરેરાશ છે. તે સૌથી મોટા તારા કરતાં 100 ગણો ઓછો વિશાળ અને સૌથી હળવા કરતાં 20 ગણો મોટો છે. એવું લાગે છે કે શ્રેણી નાની છે: લગભગ વ્હેલ (15 ટન) થી બિલાડી (4 કિલોગ્રામ) જેટલી જ. પરંતુ તારાઓ સસ્તન પ્રાણીઓ નથી; તેમના ભૌતિક ગુણધર્મો સમૂહ પર વધુ આધાર રાખે છે. માત્ર તાપમાનની સરખામણી કરો: વ્હેલ અને બિલાડી માટે તે લગભગ સમાન છે, પરંતુ તારાઓ માટે તે દસ ગણું અલગ છે: વામન માટે 2000 કેલ્વિનથી મોટા તારાઓ માટે 50,000 સુધી. તેનાથી પણ મજબૂત - તેમના રેડિયેશનની શક્તિ અબજો વખત અલગ પડે છે. તેથી જ આપણે આકાશમાં દૂરના વિશાળ તારાઓ સરળતાથી જોઈ શકીએ છીએ, પરંતુ આપણે સૂર્યની નજીકમાં પણ વામન જોતા નથી.

પરંતુ જ્યારે સાવચેતીપૂર્વક ગણતરીઓ હાથ ધરવામાં આવી, ત્યારે તે બહાર આવ્યું કે ગેલેક્સીમાં જાયન્ટ્સ અને ડ્વાર્ફનો વ્યાપ પૃથ્વી પર વ્હેલ અને બિલાડીઓ સાથેની પરિસ્થિતિ સાથે ખૂબ સમાન છે. બાયોસ્ફિયરમાં એક નિયમ છે: જીવતંત્ર જેટલું નાનું હોય છે, તેટલી તેની વ્યક્તિઓ પ્રકૃતિમાં હોય છે. તે તારણ આપે છે કે આ તારાઓ માટે પણ સાચું છે, પરંતુ સમાનતા સમજાવવી એટલી સરળ નથી. જીવંત પ્રકૃતિમાં, ખોરાકની સાંકળો કાર્ય કરે છે: મોટા લોકો નાનાને ખાય છે. જો જંગલમાં સસલા કરતાં વધુ શિયાળ હોત, તો આ શિયાળ શું ખાશે? જો કે, તારા સામાન્ય રીતે એકબીજાને ખાતા નથી. તો પછી વામન કરતાં વિશાળ તારા ઓછા કેમ છે? ખગોળશાસ્ત્રીઓ પહેલાથી જ આ પ્રશ્નનો અડધો જવાબ જાણે છે. હકીકત એ છે કે વિશાળ તારાનું જીવન વામન તારા કરતા હજારો રેડ્સ ઓછું હોય છે. તેમના પોતાના શરીરને ગુરુત્વાકર્ષણના પતનથી બચાવવા માટે, ભારે તારાઓને ઉચ્ચ તાપમાન સુધી ગરમ કરવું પડે છે - કેન્દ્રમાં કરોડો ડિગ્રી. થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તેમનામાં ખૂબ જ તીવ્રતાથી થાય છે, જે પ્રચંડ રેડિયેશન પાવર અને "ઇંધણ" ના ઝડપી દહન તરફ દોરી જાય છે. એક વિશાળ તારો તેની બધી ઊર્જા થોડા મિલિયન વર્ષોમાં બગાડે છે, જ્યારે કરકસરવાળા દ્વાર્ફ, ધીમે ધીમે ધૂંધવાતા, તેમની થર્મોન્યુક્લિયર ઉંમર દસ કે તેથી વધુ અબજો વર્ષો સુધી લંબાય છે. તેથી, વામનનો જન્મ ક્યારે થયો હતો તે મહત્વનું નથી, તે હજી પણ જીવંત છે, કારણ કે ગેલેક્સીની ઉંમર ફક્ત 13 અબજ વર્ષ છે પરંતુ 10 મિલિયન વર્ષો પહેલા જન્મેલા વિશાળ તારાઓ લાંબા સમયથી મૃત્યુ પામ્યા છે.

જો કે, અંતરિક્ષમાં જાયન્ટ્સ એટલા દુર્લભ કેમ છે તે પ્રશ્નનો આ માત્ર અડધો જવાબ છે. અને બીજો અડધો ભાગ એ છે કે વિશાળ તારાઓ વામન કરતા ઘણી ઓછી વાર જન્મે છે. આપણા સૂર્ય જેવા દરેક સો નવજાત તારાઓ માટે, માત્ર એક જ તારો સૂર્ય કરતા 10 ગણા વધારે દળ સાથે દેખાય છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓએ હજુ સુધી આ "ઇકોલોજીકલ પેટર્ન"નું કારણ શોધી શક્યું નથી.

તાજેતરમાં સુધી, ખગોળશાસ્ત્રીય પદાર્થોના વર્ગીકરણમાં એક મોટું છિદ્ર હતું: સૌથી નાના જાણીતા તારાઓ સૂર્ય કરતાં 10 ગણા હળવા હતા, અને સૌથી મોટા ગ્રહ, ગુરુ, 1000 ગણો હળવા હતા. શું પ્રકૃતિમાં મધ્યવર્તી વસ્તુઓ છે - 1/1000 થી 1/10 સૌર સુધીના સમૂહવાળા તારાઓ અથવા ગ્રહો નથી? આ "ખુટતી લિંક" કેવી દેખાવી જોઈએ? શું તે શોધી શકાય છે? આ પ્રશ્નો લાંબા સમયથી ખગોળશાસ્ત્રીઓને ચિંતિત કરે છે, પરંતુ જવાબ ફક્ત 1990 ના દાયકાના મધ્યમાં જ ઉભરી આવવાનું શરૂ થયું, જ્યારે સૌરમંડળની બહારના ગ્રહોને શોધવાના કાર્યક્રમોએ તેમના પ્રથમ ફળ આપ્યા. ઘણા સૂર્ય જેવા તારાઓની આસપાસ ભ્રમણકક્ષામાં વિશાળકાય ગ્રહો શોધાયા છે, તે બધા ગુરુ કરતાં વધુ વિશાળ છે. તારાઓ અને ગ્રહો વચ્ચેનું સામૂહિક અંતર ઘટવા લાગ્યું. પરંતુ શું બંધન શક્ય છે, અને આપણે તારા અને ગ્રહ વચ્ચેની સીમા ક્યાં દોરવી જોઈએ?

તાજેતરમાં સુધી, એવું લાગતું હતું કે આ એકદમ સરળ છે: તારો તેના પોતાના પ્રકાશથી ચમકે છે, અને ગ્રહ પ્રતિબિંબિત પ્રકાશ સાથે. તેથી, ગ્રહોની શ્રેણીમાં ઊંડાણમાં રહેલા તે પદાર્થોનો સમાવેશ થાય છે કે જેના સમગ્ર અસ્તિત્વ દરમિયાન થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓ થઈ નથી. જો, ઉત્ક્રાંતિના અમુક તબક્કે, તેમની શક્તિ તેમની તેજસ્વીતા સાથે તુલનાત્મક હતી (એટલે ​​​​કે, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ ઊર્જાના મુખ્ય સ્ત્રોત તરીકે સેવા આપે છે), તો પછી આવી વસ્તુ સ્ટાર કહેવાને લાયક છે. પરંતુ તે બહાર આવ્યું છે કે ત્યાં મધ્યવર્તી પદાર્થો હોઈ શકે છે જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે, પરંતુ તે ક્યારેય ઊર્જાના મુખ્ય સ્ત્રોત તરીકે સેવા આપતા નથી. તેઓ 1996 માં મળી આવ્યા હતા, પરંતુ તેના ઘણા સમય પહેલા તેઓને બ્રાઉન ડ્વાર્ફ કહેવામાં આવતું હતું. આ વિચિત્ર વસ્તુઓની શોધ ત્રીસ વર્ષની શોધ દ્વારા કરવામાં આવી હતી, જે એક નોંધપાત્ર સૈદ્ધાંતિક આગાહી સાથે શરૂ થઈ હતી.

1963 માં, ભારતીય મૂળના એક યુવાન અમેરિકન એસ્ટ્રોફિઝિસિસ્ટ, શિવ કુમારે સૌથી ઓછા મોટા તારાઓના મોડેલોની ગણતરી કરી અને જોયું કે જો કોસ્મિક શરીરનું દળ સૂર્યના 7.5% કરતા વધી જાય, તો તેના કોરનું તાપમાન કેટલાક મિલિયન ડિગ્રી અને થર્મોન્યુક્લિયર સુધી પહોંચે છે. હાઇડ્રોજનને હિલીયમમાં રૂપાંતરિત કરવાની પ્રતિક્રિયાઓ ત્યાંથી શરૂ થાય છે. નાના સમૂહ સાથે, કેન્દ્રમાં તાપમાન હિલીયમ ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા થવા માટે જરૂરી મૂલ્ય સુધી પહોંચે તે પહેલાં સંકોચન બંધ થઈ જાય છે. ત્યારથી, આ નિર્ણાયક સમૂહ મૂલ્યને "હાઇડ્રોજન ઇગ્નીશન મર્યાદા" અથવા કુમાર મર્યાદા કહેવામાં આવે છે. તારો આ મર્યાદાની જેટલો નજીક છે, તેમાં ધીમી પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યના 8% સમૂહ સાથે, એક તારો લગભગ 6 ટ્રિલિયન વર્ષો સુધી "સ્મોલ્ડર" કરશે - બ્રહ્માંડની વર્તમાન ઉંમર કરતાં 400 ગણો! તેથી, આવા તારાઓ ગમે તે યુગમાં જન્મ્યા હોય, તે બધા હજુ પણ બાળપણમાં છે.

જો કે, ઓછા મોટા પદાર્થોના જીવનમાં એક સંક્ષિપ્ત એપિસોડ હોય છે જ્યારે તેઓ સામાન્ય તારા જેવા હોય છે. અમે સૂર્યના દળના 1% થી 7%, એટલે કે, ગુરુના 13 થી 75 માસ સુધીના દળવાળા શરીર વિશે વાત કરી રહ્યા છીએ. રચનાના સમયગાળા દરમિયાન, ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ સંકુચિત થતાં, તેઓ ગરમ થાય છે અને ઇન્ફ્રારેડ અને સહેજ લાલ દૃશ્યમાન પ્રકાશથી ચમકવા લાગે છે. તેમની સપાટીનું તાપમાન 2500 કેલ્વિન સુધી વધી શકે છે, અને તેમની ઊંડાઈમાં 1 મિલિયન કેલ્વિન કરતાં વધી શકે છે. હિલિયમની થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા શરૂ કરવા માટે આ પૂરતું છે, પરંતુ સામાન્ય હાઇડ્રોજનથી નહીં, પરંતુ ખૂબ જ દુર્લભ ભારે આઇસોટોપ - ડ્યુટેરિયમ, અને સામાન્ય હિલિયમ નહીં, પરંતુ પ્રકાશ આઇસોટોપ હિલિયમ -3. કોસ્મિક દ્રવ્યમાં ખૂબ જ ઓછું ડ્યુટેરિયમ હોવાથી, તે બધા ઝડપથી બળી જાય છે, નોંધપાત્ર ઉર્જા ઉત્પાદન પ્રદાન કર્યા વિના. તે ઠંડકની આગમાં કાગળની શીટ ફેંકવા જેવું જ છે: તે તરત જ બળી જશે, પરંતુ કોઈ ગરમી આપશે નહીં. "સ્થિર જન્મેલા" તારો વધુ ગરમ થઈ શકતો નથી; ડીજનરેટ ગેસના આંતરિક દબાણના પ્રભાવ હેઠળ તેનું સંકોચન અટકી જાય છે. ગરમીના સ્ત્રોતોથી વંચિત, તે પછીથી સામાન્ય ગ્રહની જેમ જ ઠંડુ થાય છે. તેથી, આ નિષ્ફળ તારાઓ ફક્ત તેમની ટૂંકી યુવાની દરમિયાન જ નોંધી શકાય છે, જ્યારે તેઓ ગરમ હોય છે. તેઓ થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશનના સ્થિર શાસન સુધી પહોંચવા માટે નિર્ધારિત નથી.

"સ્ટિલબોર્ન" તારાઓની શોધ

ભૌતિકશાસ્ત્રીઓને ખાતરી છે કે સંરક્ષણ કાયદાઓ દ્વારા જે પ્રતિબંધિત નથી તેની પરવાનગી છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓ આમાં ઉમેરો કરે છે; પ્રકૃતિ આપણી કલ્પના કરતાં વધુ સમૃદ્ધ છે. જો શિવ કુમાર બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સ સાથે આવી શક્યા હોત, તો એવું લાગે છે કે કુદરતને તેમને બનાવવામાં કોઈ મુશ્કેલી નહીં પડે. આ ધૂંધળા પ્રકાશકોની નિરર્થક શોધ ત્રણ દાયકા સુધી ચાલુ રહી. વધુ ને વધુ સંશોધકો કામમાં સામેલ થયા. સિદ્ધાંતવાદી કુમાર પણ કાગળ પર શોધેલી વસ્તુઓ શોધવાની આશામાં ટેલિસ્કોપને વળગી રહ્યા. તેમનો વિચાર સરળ હતો: સિંગલ બ્રાઉન ડ્વાર્ફને શોધવું ખૂબ જ મુશ્કેલ છે, કારણ કે તે માત્ર તેના કિરણોત્સર્ગને શોધવા માટે જ નહીં, પણ તે સાબિત કરવા માટે પણ જરૂરી છે કે તે ઠંડા (તારાઓના ધોરણો દ્વારા) વાતાવરણ અથવા તો ગેલેક્સી સાથે દૂરનો વિશાળ તારો નથી. બ્રહ્માંડની ધાર પર ધૂળથી ઘેરાયેલું. ખગોળશાસ્ત્રમાં સૌથી અઘરી બાબત એ છે કે પદાર્થનું અંતર નક્કી કરવું. તેથી, તમારે સામાન્ય તારાઓની નજીકના દ્વાર્ફ શોધવાની જરૂર છે, જેનું અંતર પહેલેથી જ જાણીતું છે. પરંતુ એક તેજસ્વી તારો ટેલિસ્કોપને અંધ કરશે અને તમને ઝાંખા વામનને જોવા દેશે નહીં. તેથી, તમારે તેમને અન્ય દ્વાર્ફની નજીક શોધવાની જરૂર છે! ઉદાહરણ તરીકે, લાલ રાશિઓ સાથે - અત્યંત ઓછા દળના તારાઓ, અથવા સફેદ રાશિઓ - સામાન્ય તારાઓના ઠંડક અવશેષો. 1980ના દાયકામાં, કુમાર અને અન્ય ખગોળશાસ્ત્રીઓની શોધનું કોઈ પરિણામ આવ્યું ન હતું. બ્રાઉન ડ્વાર્ફની શોધના અહેવાલો એક કરતા વધુ વખત આવ્યા હોવા છતાં, વિગતવાર સંશોધન દર વખતે દર્શાવે છે કે આ નાના તારાઓ છે. જો કે, શોધ વિચાર સાચો હતો અને એક દાયકા પછી તે કામ કર્યું.

1990 ના દાયકામાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ પાસે નવા સંવેદનશીલ કિરણોત્સર્ગ ડિટેક્ટર્સ હતા - CCD મેટ્રિસિસ અને અનુકૂલનશીલ ઓપ્ટિક્સ સાથે 10 મીટર સુધીના વ્યાસવાળા મોટા ટેલિસ્કોપ્સ, જે વાતાવરણ દ્વારા રજૂ કરાયેલ વિકૃતિઓને વળતર આપે છે અને પૃથ્વીની સપાટીથી લગભગ સ્પષ્ટ છબીઓ પ્રાપ્ત કરવાની મંજૂરી આપે છે. અવકાશમાંથી. આ તરત જ ફળ આપે છે: અત્યંત ઝાંખા લાલ દ્વાર્ફ મળી આવ્યા હતા, જે શાબ્દિક રીતે બ્રાઉન રાશિઓ પર સરહદે છે.

અને પ્રથમ બ્રાઉન ડ્વાર્ફ 1995 માં કેનેરી ટાપુઓમાં ઇન્સ્ટિટ્યૂટ ઑફ એસ્ટ્રોફિઝિક્સના રાફેલ રેબોલોની આગેવાની હેઠળના ખગોળશાસ્ત્રીઓના જૂથ દ્વારા મળી આવ્યો હતો. લા પાલ્મા ટાપુ પર ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, તેઓને પ્લીઆડેસ સ્ટાર ક્લસ્ટરમાં એક પદાર્થ મળ્યો, જેનું નામ તેમણે ટેઈડે પ્લેઈડ્સ 1 રાખ્યું, આ નામ ટેનેરાઈફ ટાપુ પરના પીકો ડી ટેઈડ જ્વાળામુખી પરથી ઉધાર લીધું. સાચું, આ પદાર્થની પ્રકૃતિ વિશે કેટલીક શંકાઓ રહી, અને જ્યારે સ્પેનિશ ખગોળશાસ્ત્રીઓ સાબિત કરી રહ્યા હતા કે તે ખરેખર એક બ્રાઉન ડ્વાર્ફ છે, ત્યારે તેમના અમેરિકન સાથીઓએ તે જ વર્ષે તેમની શોધની જાહેરાત કરી. કેલિફોર્નિયા ઇન્સ્ટિટ્યૂટ ઑફ ટેક્નોલોજીના તાદાશી નાકાજીમાની આગેવાની હેઠળની એક ટીમે, પાલોમર ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, હરે નક્ષત્રમાં પૃથ્વીથી 19 પ્રકાશવર્ષના અંતરે શોધ્યું, ખૂબ જ નાના અને ઠંડા તારા ગ્લિઝ 229ની બાજુમાં, તે તેનાથી પણ નાનો છે અને ઠંડા ઉપગ્રહ Gliese 229B. તેની સપાટીનું તાપમાન માત્ર 1000 K છે, અને કિરણોત્સર્ગ શક્તિ સૂર્ય કરતાં 160 હજાર ગણી ઓછી છે.

Gliese 229B ના બિન-તારાઓની પ્રકૃતિની આખરે 1997 માં કહેવાતા લિથિયમ પરીક્ષણ દ્વારા પુષ્ટિ કરવામાં આવી હતી. સામાન્ય તારાઓમાં, બ્રહ્માંડના જન્મના યુગથી સાચવેલ લિથિયમની થોડી માત્રા, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓમાં ઝડપથી બળી જાય છે. જો કે, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ આ માટે પૂરતા ગરમ નથી. જ્યારે Gliese 229B ના વાતાવરણમાં લિથિયમની શોધ થઈ, ત્યારે તે પ્રથમ "ચોક્કસ" બ્રાઉન ડ્વાર્ફ બન્યો. તે લગભગ ગુરુ જેટલું જ કદ ધરાવે છે, અને તેનું દળ સૂર્યના સમૂહના 3-6% હોવાનો અંદાજ છે. તે તેના વધુ વિશાળ સાથી Gliese 229A ની ભ્રમણકક્ષામાં લગભગ 40 ખગોળશાસ્ત્રીય એકમો (જેમ કે સૂર્યની આસપાસ પ્લુટો) ની ત્રિજ્યા સાથે પરિભ્રમણ કરે છે.

તે ઝડપથી સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે સૌથી મોટા ટેલિસ્કોપ પણ "નિષ્ફળ તારાઓ" શોધવા માટે યોગ્ય નથી. આકાશના વ્યવસ્થિત સર્વેક્ષણ દરમિયાન સામાન્ય ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને પ્રથમ સિંગલ બ્રાઉન ડ્વાર્ફની શોધ કરવામાં આવી હતી. ઉદાહરણ તરીકે, હાઇડ્રાના નક્ષત્રમાં કેલુ-1 નામનો પદાર્થ સૂર્યની આસપાસના વિસ્તારમાં વામન તારાઓની શોધના લાંબા ગાળાના કાર્યક્રમના ભાગ રૂપે શોધાયો હતો, જે 1987માં ચિલીમાં યુરોપિયન સધર્ન ઓબ્ઝર્વેટરીમાં શરૂ થયો હતો. 1-મીટર શ્મિટ ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, યુનિવર્સિટી ઓફ ચિલીના ખગોળશાસ્ત્રી મારિયા ટેરેસા રુઇઝ ઘણા વર્ષોથી નિયમિતપણે આકાશના અમુક વિસ્તારોની ફોટોગ્રાફી કરે છે અને પછી વર્ષોના અંતરાલમાં લીધેલી છબીઓની તુલના કરે છે. સેંકડો હજારો ઝાંખા તારાઓ વચ્ચે, તે એવા લોકોની શોધ કરે છે જે અન્યની તુલનામાં નોંધપાત્ર રીતે વિસ્થાપિત છે - આ નજીકના લ્યુમિનાયર્સની અસ્પષ્ટ નિશાની છે. આ રીતે, મારિયા રુઇઝ પહેલાથી જ ડઝનેક સફેદ દ્વાર્ફ શોધી ચૂકી છે, અને 1997 માં તે આખરે એક ભૂરા રંગની સામે આવી. તેનો પ્રકાર સ્પેક્ટ્રમ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવ્યો હતો, જેમાં લિથિયમ અને મિથેનની રેખાઓ હતી. મારિયા રુઇઝે તેને કેલુ-1 નામ આપ્યું: એક સમયે મધ્ય ચિલીમાં વસતા મેપુચે લોકોની ભાષામાં, "ક્વેલુ" નો અર્થ લાલ થાય છે. તે સૂર્યથી લગભગ 30 પ્રકાશવર્ષ પર સ્થિત છે અને તે કોઈપણ તારા સાથે સંકળાયેલ નથી.

આ બધી શોધો, 1995-1997 માં કરવામાં આવી હતી, જે તારાઓ અને ગ્રહો વચ્ચે સ્થાન લેનારા ખગોળશાસ્ત્રીય પદાર્થોના નવા વર્ગના પ્રોટોટાઇપ બની હતી. જેમ કે સામાન્ય રીતે ખગોળશાસ્ત્રમાં થાય છે, પ્રથમ શોધો તરત જ નવી શોધો દ્વારા અનુસરવામાં આવી હતી. તાજેતરના વર્ષોમાં, નિયમિત ઇન્ફ્રારેડ આકાશ સર્વેક્ષણ 2MASS અને DENIS દરમિયાન ઘણા વામન શોધવામાં આવ્યા છે.

સ્ટારડસ્ટ

તેમની શોધ પછી તરત જ, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સે ખગોળશાસ્ત્રીઓને દાયકાઓ પહેલા સ્થાપિત તારાઓના વર્ણપટના વર્ગીકરણમાં ગોઠવણ કરવા દબાણ કર્યું. તારાનું ઓપ્ટિકલ સ્પેક્ટ્રમ તેનો ચહેરો છે, અથવા તેના બદલે તેનો પાસપોર્ટ છે. સ્પેક્ટ્રમમાં રેખાઓની સ્થિતિ અને તીવ્રતા મુખ્યત્વે સપાટીનું તાપમાન, તેમજ અન્ય પરિમાણો, ખાસ કરીને રાસાયણિક રચના, વાતાવરણમાં ગેસની ઘનતા, ચુંબકીય ક્ષેત્રની મજબૂતાઈ વગેરે સૂચવે છે. લગભગ 100 વર્ષ પહેલાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તારાઓની સ્પેક્ટ્રાનું વર્ગીકરણ વિકસાવ્યું હતું, લેટિન મૂળાક્ષરોના દરેક વર્ગના અક્ષરોને નિયુક્ત કરવા. તેમના ક્રમમાં ઘણી વખત સુધારો કરવામાં આવ્યો હતો, ફરીથી ગોઠવવા, દૂર કરવા અને અક્ષરો ઉમેરવામાં આવ્યા હતા, જ્યાં સુધી સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત યોજના બહાર ન આવી કે જેણે ઘણા દાયકાઓ સુધી ખગોળશાસ્ત્રીઓને દોષરહિત સેવા આપી. પરંપરાગત સ્વરૂપમાં, સ્પેક્ટ્રલ વર્ગોનો ક્રમ આના જેવો દેખાય છે: O-B-A-F-G-K-M. વર્ગ O થી વર્ગ M સુધીના તારાઓની સપાટીનું તાપમાન 100,000 થી 2000 K સુધી ઘટે છે. અંગ્રેજી ખગોળશાસ્ત્રના વિદ્યાર્થીઓ પણ અક્ષરોના ક્રમને યાદ રાખવા માટે સ્મૃતિશાસ્ત્રનો નિયમ લાવ્યા હતા “ઓહ! સારી છોકરી બનો, મને ચુંબન કરો! અને સદીના અંતે, આ ક્લાસિક શ્રેણીને એક સાથે બે અક્ષરોથી લંબાવવી પડી. તે બહાર આવ્યું છે કે ધૂળ અત્યંત ઠંડા તારાઓ અને સબસ્ટાર્સના સ્પેક્ટ્રાની રચનામાં ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે.

મોટાભાગના તારાઓની સપાટી પર, ઊંચા તાપમાનને કારણે, કોઈ અણુઓ અસ્તિત્વમાં નથી. જો કે, સૌથી ઠંડા એમ-વર્ગના તારાઓ (3000 K ની નીચે તાપમાન સાથે) તેમના સ્પેક્ટ્રામાં ટાઇટેનિયમ અને વેનેડિયમ ઓક્સાઇડ્સ (TiO, VO) ના મજબૂત શોષણ બેન્ડ દર્શાવે છે. સ્વાભાવિક રીતે, આ પરમાણુ રેખાઓ ઠંડા ભૂરા દ્વાર્ફમાં પણ વધુ મજબૂત હોવાની અપેક્ષા હતી. આ જ 1997માં, સફેદ વામન GD 165 ની નજીક બ્રાઉન સાથી GD 165B મળી આવ્યું હતું, જેની સપાટીનું તાપમાન 1900 K અને 0.01% સૌર ની તેજસ્વીતા હતી. તે એ હકીકતથી સંશોધકોને આશ્ચર્યચકિત કરે છે કે, અન્ય શાનદાર તારાઓથી વિપરીત, તેની પાસે TiO અને VO શોષણ બેન્ડ નથી, જેના માટે તેને "વિચિત્ર તારો" હુલામણું નામ આપવામાં આવ્યું હતું. 2000 K ની નીચે તાપમાન સાથેના અન્ય બ્રાઉન ડ્વાર્ફનો સ્પેક્ટ્રા સમાન હોવાનું બહાર આવ્યું છે કે તેમના વાતાવરણમાં TiO અને VO પરમાણુઓ ઘન કણો - ધૂળના દાણામાં ઘટ્ટ થાય છે, અને તે સામાન્ય રીતે સ્પેક્ટ્રમમાં પ્રગટ થતા નથી. ગેસના અણુઓ.

આ સુવિધાને ધ્યાનમાં લેવા માટે, કેલિફોર્નિયા ઇન્સ્ટિટ્યૂટ ઑફ ટેક્નોલોજીના ડેવી કિર્કપેટ્રિકે તે પછીના વર્ષે પરંપરાગત વર્ણપટ વર્ગીકરણને વિસ્તારવાની દરખાસ્ત કરી, જેમાં 1500-2000 K ની સપાટીના તાપમાન સાથે લો-માસ ઇન્ફ્રારેડ તારાઓ માટે વર્ગ L ઉમેરવાનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો. મોટા ભાગના L-વર્ગના પદાર્થોને બ્રાઉન ડ્વાર્ફ હોય છે, જો કે ખૂબ જૂના ઓછા દળના તારાઓ 2000 K ની નીચે પણ ઠંડા થઈ શકે છે.

L-dwarfs ના તેમના અભ્યાસ ચાલુ રાખીને, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ હજુ પણ વધુ વિચિત્ર વસ્તુઓ શોધી કાઢી છે. તેમના સ્પેક્ટ્રા પાણી, મિથેન અને મોલેક્યુલર હાઇડ્રોજનના મજબૂત શોષણ બેન્ડ દર્શાવે છે, તેથી જ તેમને "મિથેન દ્વાર્ફ" કહેવામાં આવે છે. આ વર્ગના પ્રોટોટાઇપને સૌપ્રથમ શોધાયેલ બ્રાઉન ડ્વાર્ફ, Gliese 229B માનવામાં આવે છે. 2000 માં, જેમ્સ લિબર્ટ અને યુનિવર્સિટી ઓફ એરિઝોનાના સાથીઓએ 1500-1000 K તાપમાન ધરાવતા ટી-વામનોને અલગ જૂથ તરીકે ઓળખ્યા અને તે પણ થોડા ઓછા.

બ્રાઉન ડ્વાર્ફ ખગોળશાસ્ત્રીઓ માટે ઘણા મુશ્કેલ અને ખૂબ જ રસપ્રદ પ્રશ્નો ઉભા કરે છે. તારાનું વાતાવરણ જેટલું ઠંડું છે, નિરીક્ષકો અને સિદ્ધાંતવાદીઓ બંને માટે તેનો અભ્યાસ કરવો વધુ મુશ્કેલ છે. ધૂળની હાજરી આ કાર્યને વધુ મુશ્કેલ બનાવે છે: કણોનું ઘનીકરણ માત્ર વાતાવરણમાં મુક્ત રાસાયણિક તત્વોની રચનામાં ફેરફાર કરતું નથી, પરંતુ ગરમીના સ્થાનાંતરણ અને સ્પેક્ટ્રમના આકારને પણ અસર કરે છે. ખાસ કરીને, ધૂળ માટે જવાબદાર સૈદ્ધાંતિક મોડેલોએ ઉપલા વાતાવરણમાં ગ્રીનહાઉસ અસરની આગાહી કરી છે, જે અવલોકનો દ્વારા પુષ્ટિ મળે છે. વધુમાં, ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે ઘનીકરણ પછી, ધૂળના દાણા ડૂબવા લાગે છે. શક્ય છે કે વાતાવરણમાં વિવિધ સ્તરો પર ધૂળના ગાઢ વાદળો રચાય. બ્રાઉન ડ્વાર્ફનું હવામાનશાસ્ત્ર વિશાળ ગ્રહો કરતાં ઓછું વૈવિધ્યસભર ન હોઈ શકે. પરંતુ જો ગુરુ અને શનિના વાતાવરણનો નજીકથી અભ્યાસ કરી શકાય, તો મિથેન ચક્રવાત અને બ્રાઉન ડ્વાર્ફના ધૂળના તોફાનોને તેમના સ્પેક્ટ્રામાંથી જ સમજવા પડશે.

"અડધા લોહી" ના રહસ્યો

બ્રાઉન ડ્વાર્ફની ઉત્પત્તિ અને વિપુલતા વિશેના પ્રશ્નો હજુ પણ ખુલ્લા છે. પ્લીએડ્સ જેવા યુવા સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં તેમની સંખ્યાની પ્રથમ ગણતરી દર્શાવે છે કે, સામાન્ય તારાઓની તુલનામાં, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સનો કુલ સમૂહ દેખીતી રીતે એટલો મોટો નથી કે તેઓ ગેલેક્સીના સમગ્ર છુપાયેલા સમૂહને "એટ્રિબ્યુટ" કરી શકે. પરંતુ આ નિષ્કર્ષ હજુ પણ ચકાસવાની જરૂર છે. તારાઓની ઉત્પત્તિની સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત થિયરી બ્રાઉન ડ્વાર્ફ કેવી રીતે રચાય છે તે પ્રશ્નનો જવાબ આપતો નથી. આટલા ઓછા દળના પદાર્થો પરિપત્ર ડિસ્કમાં વિશાળ ગ્રહોની જેમ બની શકે છે. પરંતુ થોડા સિંગલ બ્રાઉન ડ્વાર્ફની શોધ કરવામાં આવી છે, અને તે કલ્પના કરવી મુશ્કેલ છે કે તે બધા જન્મ પછી તરત જ તેમના વધુ મોટા સાથીઓ દ્વારા ખોવાઈ ગયા હતા. વધુમાં, તાજેતરમાં જ બ્રાઉન ડ્વાર્ફમાંથી એકની આસપાસ ભ્રમણકક્ષામાં એક ગ્રહ મળી આવ્યો હતો, જેનો અર્થ છે કે તે તેના પડોશીઓ તરફથી મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ પ્રભાવને આધિન ન હતો, અન્યથા વામન તેને ગુમાવ્યો હોત.

બ્રાઉન ડ્વાર્ફના જન્મ માટેનો એક ખૂબ જ વિશિષ્ટ માર્ગ તાજેતરમાં બે નજીકની દ્વિસંગી સિસ્ટમોના અભ્યાસમાં દર્શાવેલ છે - એલએલ એન્ડ્રોમેડા અને ઇએફ એરિડાની. તેમાં, એક વધુ વિશાળ સાથી, એક સફેદ વામન, તેના ગુરુત્વાકર્ષણ સાથે ઓછા મોટા સાથી, કહેવાતા યજમાન તારામાંથી પદાર્થ ખેંચે છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે શરૂઆતમાં આ પ્રણાલીઓમાં દાતા ઉપગ્રહો સામાન્ય તારાઓ હતા, પરંતુ કેટલાક અબજ વર્ષોમાં તેમનો સમૂહ મર્યાદિત મૂલ્યથી નીચે ગયો હતો અને તેમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ મૃત્યુ પામી હતી. હવે, દેખાવમાં, આ લાક્ષણિક બ્રાઉન ડ્વાર્ફ છે.

એલએલ એન્ડ્રોમેડા સિસ્ટમમાં દાતા તારાનું તાપમાન લગભગ 1300 K છે, અને EF એરિડાની સિસ્ટમમાં તે લગભગ 1650 K છે. તેમનું દળ ગુરુ કરતાં માત્ર દસ ગણું વધારે છે, અને તેમના સ્પેક્ટ્રામાં મિથેન રેખાઓ દૃશ્યમાન છે. તેમની આંતરિક રચના અને રાસાયણિક રચના "વાસ્તવિક" બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સ સાથે કેટલી સમાન છે તે હજુ પણ અજ્ઞાત છે. આમ, સામાન્ય લો-માસ સ્ટાર, તેની બાબતનો નોંધપાત્ર ભાગ ગુમાવી દેતા, બ્રાઉન ડ્વાર્ફ બની શકે છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓ સાચા હતા જ્યારે તેઓએ દલીલ કરી હતી કે કુદરત આપણી કલ્પના કરતાં વધુ સંશોધનાત્મક છે. બ્રાઉન ડ્વાર્ફ્સ, આ "ન તો તારા કે ગ્રહો" એ પહેલાથી જ આશ્ચર્ય રજૂ કરવાનું શરૂ કરી દીધું છે. જેમ જેમ તે તાજેતરમાં બહાર આવ્યું છે, તેમના ઠંડા સ્વભાવ હોવા છતાં, તેમાંના કેટલાક રેડિયો અને એક્સ-રે (!) રેડિયેશનના સ્ત્રોત છે. તેથી ભવિષ્યમાં, આ નવા પ્રકારનું અવકાશ પદાર્થ આપણને ઘણી રસપ્રદ શોધોનું વચન આપે છે.

અધોગતિ તારા

સામાન્ય રીતે, તારાની રચના દરમિયાન, તેનું ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચન ચાલુ રહે છે જ્યાં સુધી કેન્દ્રમાં ઘનતા અને તાપમાન થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓને ટ્રિગર કરવા માટે જરૂરી મૂલ્યો સુધી પહોંચે નહીં, અને પછી, પરમાણુ ઊર્જાના પ્રકાશનને કારણે, ગેસનું દબાણ. તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણ આકર્ષણને સંતુલિત કરે છે. વિશાળ તારાઓનું તાપમાન ઊંચું હોય છે અને પ્રતિક્રિયાઓ પ્રમાણમાં ઓછી દ્રવ્યની ઘનતાથી શરૂ થાય છે, પરંતુ દળ જેટલું ઓછું હોય છે, તેટલું ઊંચું "ઇગ્નીશન ડેન્સિટી" બહાર આવે છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યના કેન્દ્રમાં પ્લાઝ્મા 150 ગ્રામ પ્રતિ ઘન સેન્ટીમીટર સુધી સંકુચિત થાય છે.

જો કે, સેંકડો ગણી વધારે ઘનતા પર, પદાર્થ તાપમાનમાં વધારાને ધ્યાનમાં લીધા વિના દબાણનો પ્રતિકાર કરવાનું શરૂ કરે છે, અને પરિણામે, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓમાં ઊર્જા ઉત્પાદન નોંધપાત્ર બને તે પહેલાં તારાનું સંકોચન અટકી જાય છે. કમ્પ્રેશન બંધ કરવાનું કારણ ક્વોન્ટમ મિકેનિકલ અસર છે, જેને ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસનું દબાણ કહે છે. હકીકત એ છે કે ઇલેક્ટ્રોન એ એક પ્રકારનો કણો છે જે 1925 માં ભૌતિકશાસ્ત્રી વુલ્ફગેંગ પાઉલી દ્વારા સ્થાપિત કહેવાતા "પૌલી સિદ્ધાંત" નું પાલન કરે છે. આ સિદ્ધાંત જણાવે છે કે સમાન કણો, જેમ કે ઇલેક્ટ્રોન, એક જ સમયે સમાન સ્થિતિમાં હોઈ શકતા નથી. આથી જ અણુમાંના ઈલેક્ટ્રોન વિવિધ ભ્રમણકક્ષામાં ફરે છે. તારાના આંતરિક ભાગમાં કોઈ અણુઓ નથી: ઉચ્ચ ઘનતા પર તેઓ કચડી નાખવામાં આવે છે અને ત્યાં એક "ઇલેક્ટ્રોન સમુદ્ર" છે. તેના માટે, પાઉલી સિદ્ધાંત આના જેવો લાગે છે: નજીકમાં સ્થિત ઇલેક્ટ્રોન સમાન ગતિ ધરાવી શકતા નથી.

જો એક ઈલેક્ટ્રોન આરામ પર હોય, તો બીજાએ ખસેડવું જોઈએ, અને ત્રીજાએ વધુ ઝડપથી આગળ વધવું જોઈએ, વગેરે. ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ આ સ્થિતિને ઈલેક્ટ્રોન ગેસ ડિજનરેસી કહે છે. જો એક નાનો તારો તેના તમામ થર્મોન્યુક્લિયર ઇંધણને બાળી નાખે અને તેનો ઉર્જા સ્ત્રોત ગુમાવી દે, તો પણ તેનું સંકોચન ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસના દબાણથી અટકાવી શકાય છે. પદાર્થ ગમે તેટલો ઠંડો થાય તે મહત્વનું નથી, ઉચ્ચ ઘનતા પર ઇલેક્ટ્રોનની હિલચાલ બંધ થશે નહીં, જેનો અર્થ છે કે પદાર્થનું દબાણ તાપમાનને ધ્યાનમાં લીધા વિના કમ્પ્રેશનનો પ્રતિકાર કરશે: ઘનતા જેટલી વધારે છે, દબાણ વધારે છે.

સૂર્યના સમાન સમૂહ સાથે મૃત્યુ પામતા તારાનું સંકોચન ત્યારે બંધ થઈ જશે જ્યારે તે પૃથ્વીના કદ જેટલું એટલે કે 100 ગણું સંકોચાઈ જશે અને તેના પદાર્થની ઘનતા પાણીની ઘનતા કરતાં લાખો ગણી વધારે થઈ જશે. આ રીતે સફેદ દ્વાર્ફ રચાય છે. નીચા દળ સાથેનો તારો ઓછી ઘનતા પર સંકોચવાનું બંધ કરે છે કારણ કે તેનું ગુરુત્વાકર્ષણ બળ એટલું મજબૂત નથી. ખૂબ જ નાનો નિષ્ફળ તારો તેની ઊંડાઈમાં તાપમાન "થર્મોન્યુક્લિયર ઇગ્નીશન" થ્રેશોલ્ડ સુધી વધે તે પહેલાં જ અધોગતિ બની શકે છે અને સંકોચન કરવાનું બંધ કરી શકે છે. આવા શરીર ક્યારેય વાસ્તવિક સ્ટાર બનશે નહીં.